쌍성

쌍성은 두 개의 별이 서로 중력을 작용하면서 공통질량중심에 대해 공전하는 항성계이다. 연성이라고 부르기도 한다. 일반적으로 밝고 무거운 별을 주성이라 부르고 어둡고 가벼운 다른 별을 동반성이라고 한다. 쌍성의 공전 주기는 수 시간에서 수백 년에 이르기까지 다양하다. 두개의 별이 서로 분리되어 보이고, 공통질량중심에 대하여 공전하고 있음이 영상 관측으로 확인되는 쌍성은 안시쌍성이라고 한다. 또한 하나의 별처럼 보이지만, 측광 관측에서 얻은 밝기의 변화로부터 공전하는 두 별의 존재가 확인된 쌍성은 식쌍성이라고 하고, 분광 관측에서 얻은 스펙트럼의 변화로부터 확인된 쌍성은 분광쌍성이라고 한다. 쌍성은 별의 광도, 질량, 반경, 온도 등을 정확하게 결정할 수 있는 기회를 제공하기 때문에 항성 연구에 중요하다.

그림 1. 쌍성. 두 개의 별이 중력적으로 상호작용을 하면서 공통질량중심에 대해 공전한다. (출처: GettyimagesKorea)

목차

상호 공전하는 두 별의 궤도면이 시선 방향과 가까운 경우 한 별이 다른 별을 가리는 식현상이 일어나 밝기가 주기적으로 변하게 되는데 이러한 천체를 식쌍성이라고 한다. 측광관측을 통하여 별의 밝기 변화를 그린 그래프를 광도곡선(light curve)이라고 하는데, 식쌍성 밝기의 변화를 공전 위치별로 나타낸 광도 곡선의 일반적인 형태은 그림 2와 같다.

그림 2. 식쌍성의 광도 곡선. 식 현상에 의해 두별의 공전 위치에 따라 광도가 주기적으로 변한다. (출처: 장헌영/이지원/한국천문학회)

그러나, 식쌍성 광도 곡선의 형태는 별의 물리적 요소에 따라 다르게 나타난다. 광도곡선의 모양을 결정하는 주요 요소로는 공전궤도면의 경사각, 두 별의 질량비와 상대적인 크기, 그리고 표면 온도비 등이 있다. 그 외에도 주변 감광 효과, 반사 효과, 중력 효과 등도 광도 곡선의 특성을 결정한다. 주변 감광 효과는 별의 밝기가 표면의 주변으로 갈수록 조금씩 어둡게 나타나는 현상이며, 반사 효과는 상대별에서 받은 빛을 얼마나 반사하는지에 대한 요소이고, 중력 효과는 별의 표면 밝기가 별의 자체 중력의 차이에 따라 다르게 나타나는 현상을 나타내는 것이다. 식쌍성의 상호 공전에 대한 광도 변화를 보여주는 참고 영상 자료는 와 를 확인해보면 도움이 된다.

식쌍성을 구성하는 두 별들의 형상을 나타내는 방법으로 로시 모형을 주로 사용한다. 로시 모형은 두 별들의 질량이 각 별의 중심에 모여 있다고 가정하고 두 별들의 질량비에 의해 형성되는 중력장의 형태를 고려하여 두 별들의 상호 작용과 공전 운동을 나타낸다. 로시 모형에서 두 별들이 각각 안정적인 형태를 유지할 수 있는 임계 곡면을 내부 임계 로시면이라고 하며, 쌍성의 형태를 유지할 수 있는 한계 곡면을 외부임계로시면이라고 한다. 쌍성을 구성하는 두 별들이 모두 내부 임계 로시면 안에 있으면 분리형쌍성, 한쪽 별이 내부 임계 로시면을 채우고 있으면 반분리형쌍성, 두 별 모두 내부 임계 로시면을 넘어 외부 임계 로시면을 채우고 있으면 접촉형쌍성이라고 한다. 분리형쌍성, 반분리형쌍성 그리고 접촉형쌍성의 로시 모형을 그림 3에 나타내었다. 이와 같은 쌍성의 형태에 따라 광도곡선도 각각 다르게 나타나며, 이러한 형상은 쌍성의 진화와 매우 밀접한 관계가 있다.

그림 3. 분리형쌍성, 반분리형쌍성 그리고 접촉형쌍성의 로시 모형. (출처: 장헌영/이지원/한국천문학회)

별이 관측자와 가까워지면 별의 스펙트럼에서 청색이동 현상이 일어나고 멀어지면 적색이동가 일어나는데 이 현상은 도플러효과에 기인한다. 별의 스펙트럼을 분광학적으로 관측하여 도플러효과에 의한 파장의 이동을 측정하면 별의 시선속도를 결정할 수 있다. 두 별이 서로의 주변을 공전하는 쌍성의 경우, 각각의 별이 공전면 방향으로 시선속도가 주기적으로 변화하면서 나타나는 것을 스펙트럼 관측으로부터 확인할 수 있는데, 이와 같은 항성계를 분광쌍성이라고 부른다. 분광쌍성의 공전 위치에 따른 스펙트럼의 변화는 그림 4에서 확인할 수 있다.

그림 4. 분광쌍성의 도플러 효과와 시선 속도 곡선 (출처: 장헌영/이지원/한국천문학회)

분광쌍성을 이루는 각 별의 시선속도를 공전 위치 별로 나타낸 것을 시선속도 곡선이라고 한다. 시선속도 곡선의 형태는 두 별의 궤도 특성에 따라 달라지는데, 최대 진폭비는 두별의 질량비와 직접적인 관련이 있다. 스펙트럼을 통하여 두 별의 시선속도 곡선이 모두 관측되는 분광쌍성의 경우에는 두 별의 질량비를 결정할 수 있다. 단 쌍성을 이루는 두 별의 밝기 차이가 너무 크면 밝은 별의 시선속도 곡선만 관측된다. 분광 쌍성의 일반적인 시선속도 곡선의 형태를 그림 4에서 확인할 수 있다.

하나의 쌍성에 대하여, 두 별의 공전 때문에 나타나는 측광관측적 광도곡선과 분광관측적 시선속도곡선이 정확하게 결정되는 경우, 이 결과를 분석함으로써 각 별의 밝기, 질량, 반경, 그리고 온도와 같은 항성의 절대 물리량을 정확하게 결정할 수 있다. 또한, 공전 궤도의 장반경과 단반경, 궤도 기울기, 그리고 이심율 등 쌍성의 공전 궤도 요소들을 정확하게 결정할 수 있다. 쌍성의 관측으로부터 결정되는 별의 절대 물리량들은 쌍성 이외의 다른 천체들의 물리량을 결정할 때 핵심적인 비교 자료로 활용되기 때문에 천문학적으로 매우 중요한 의미를 갖는다.